quarta-feira, 11 de outubro de 2017

Tau Ceti

Introdução

Tau Ceti é uma estrela anã localizada a cerca de 12 anos-luz que possui cinco planetas que foram descobertos em 2012, sendo que, dois não foram confirmados.
Todos os planetas apresentam composição rochosa e a

Paralaxe:

Baseado em pesquisas realizadas em 2012, pode-se dizer que Tau Ceti apresenta uma paralaxe de 0,27396 segundos de arco, o que é equivalente a 3,65 parsecs ou 11,9 anos-luz.
Estes planetas foram anunciados no dia 19 de dezembro de 2012.
                                Resultado de imagem para tau ceti
Fonte:https://pt.wikipedia.org/wiki/Tau_Ceti

Detalhes físicos de Tau Ceti A- a estrela mãe do sistema:

Tau Ceti é uma estrela anã vermelha que pertence a classe espectral M4.5, possui uma massa de 0,13 massa solares e uma temperatura efetiva de 5344 K. Possui uma luminosidade equivalente a 0,488 vezes a luminosidade do Sol. Tau Ceti possui uma magnitude visual de 12,1, sendo assim, não visível a olho nu.
A estrela possui um raio de 0,793 vezes o raio do Sol.
A estrela apresenta uma idade de 5,8 bilhões de anos, sendo assim, um pouco mais antiga que o Sol.
Esta estrela possui uma rotação de 34 dias.
                       

Tau Ceti  e Tau Ceti b (órbita e detalhes físicos do planeta):

Tau Ceti e Tau Ceti b se orbitam com um semieixo maior de 0,105 UA em um período orbital de 13,965 dias ao longo de uma orbita que apresenta uma excentricidade de 0,0, sendo assim, uma órbita circular.
Tau Ceti b é um planeta extrassolar  possui uma massa mínima de duas vezes a massa da Terra.

Tau Ceti e Tau Ceti c (órbita e detalhes físicos do planeta):

Tau Ceti e Tau Ceti c se orbitam com um semieixo maior de 0,195 UA em um período orbital de 35,362 dias ao longo de uma órbita que apresenta uma excentricidade menor que 0,04.
Tau Ceti c é um planeta extrassolar que possui uma massa mínima de 3,1 vezes a massa da Terra, o que é uma massa semelhante a da Terra.                                                                                                    
                                                              

Os planetas alienígenas nas proximidades não são tão amigáveis ​​depois de tudo
Fonte:https://www.space.com/29191-exoplanets-tau-ceti-alien-life.html

Tau Ceti e Tau Ceti d (órbita e detalhes físicos do planeta):

Tau Ceti  e Tau Ceti c se orbitam com um semieixo maior de 0,374 UA em um período orbital de 94,11 dias ao longo de uma órbita que apresenta uma excentricidade de 0,08.
Tau Ceti d é um planeta extrassolar  possui uma massa mínima de 3,6 vezes a massa da Terra.

Tau Ceti e Tau Ceti e (órbita e detalhes físicos do planeta):

Tau Ceti e é um planeta não confirmado.
Tau Ceti  e Tau Ceti c se orbitam com um semieixo maior de 0,552 UA durante um período orbital de 168,12 dias ao longo de uma órbita que apresenta uma excentricidade de 0,05
Tau Ceti d é um planeta extrassolar  possui uma massa mínima de 4,3 vezes a massa da Terra.

Tau Ceti e Tau Ceti f (órbita e detalhes físicos do planeta):

Tau Ceti f é um super-planeta não confirmado orbitando Tau Ceti. 
Ambos se orbitam com um semieixo maior de 1,35 UA em um período orbital de 642 dias ao longo de uma órbita que apresenta uma excentricidade de 0,03.
Sua órbita lhe coloca na zona habitável, apesar de não se ter certeza se este planeta pode ser habitado por causa do risco de este planeta ser constantemente bombardeado pelos cometas e asteroides oriundos do disco de detritos do sistema.
Tau Ceti d é um planeta extrassolar  possui uma massa mínima de 6,6 vezes a massa da Terra, sendo assim, uma super-terra.

Disco de detritos:

Em 2004, uma equipe de astrônomos no Reino Unido liderada por Janes Graves descobriu que Tau Ceti possui um disco de detritos que possui dez vezes mais a quantidade de material  cometário e asteroide orbitando-o do que o Sol. Isto foi descoberto medindo o disco de poeira fria em órbita da estrela produzida pelas pequenas colisões que ocorrem no disco. Este resultado impede a formação de vida complexa, pois qualquer planeta sofreria graves eventos de impactos dez vezes maior nos que ocorrem no sistema solar.
Graves observou em sua pesquisa que "é provável que [quaisquer planetas] experimentem um bombardeio constante de asteroides do tipo que acredita-se ter destruído os dinossauros". No entanto é possível que haja não ser um planeta gasoso como Júpiter pudesse desviar os cometas e asteroides.
O disco de detritos foi descoberto medindo a quantidade de radiação emitida pelo sistema na porção infravermelho distante do sistema. O disco apresenta uma característica simétrica centrada na estrela e o raio externo é próximo de 55 UA. A falta de radiação infravermelha nas partes mais quentes do disco implicam um corte interno em um raio de 10 UA.
Em comparação com o cinturão de Kuiper do sistema Solar que se entre de 30 a 50 UA. Para manter-se sobre um longo tempo, este anel deve ser abastecido constantemente por colisões de corpos maiores. Grande parte do disco de Tau Ceti parece estar em órbita de Tau Ceti a uma distância de 35 a 50 UA, bem distante da zona habitável do sistema. A esta distância de sua respectiva estrela, este disco pode ser um análogo ao cinturão de Kuiper que fica fora da órbita de Netuno no sistema solar.
O disco de Tau Ceti nos mostra que as estrelas não precisam perder discos grandes à medida que envelhecem e que um cinto tão grande pode não ser um fenômeno incomum entre as estrelas semelhantes ao Sol.
O cinto de Tau Ceti é 20 vezes menos denso que o disco em torno de seu vizinho, Epsilon Eridani.
A falta relativa de detritos ao redor Sol pode ser o caso incomum em estrelas semelhantes a nossa. O astrônomo britânico Mark Wyatt, membro da equipe de Janes Graves, diz que o Sol pode ter passado relativamente perto de outra estrela em algum momento de sua história e que em outro encontro, esta estrela teria despojado grande parte dos asteroides e cometas de todo o Sol.
Estrelas com grandes discos de detritos alteraram o pensamento sobre as formações planetárias; estrelas com grandes discos de pó e detritos, onde o pó é gerado por continuamente por colisões, poem formar planetas prontamente.
                                                     Resultado de imagem para disco de detritos
Disco de detritos do sistema de Beta Pictores a 63,4 anos-luz da Terra.
Fonte:https://pt.wikipedia.org/wiki/Beta_Pictoris

Notas:

* UA é o acrônimo de Unidade Astronômica. Uma unidade astronômica é equivalente a distância entre a Terra e o Sol.

Referências: 

3-https://arxiv.org/pdf/1408.2791.pdf
4-https://pt.wikipedia.org/wiki/Beta_Pictoris
5-https://www.space.com/29191-exoplanets-tau-ceti-alien-life.html
6-https://web.archive.org/web/20071224211320/http://media.newscientist.com/article.ns?id=dn6123

Agradecimentos:

Agradeço a todos que prestigiaram meu blog e espero que gostem das atuais e futuras postagens do blog.

Colaboradores:

Pedro Henrique Cintra, Pedro André Menezes de Moraes Amora, Gabriel Galheigo Rabello Sommer.

Autor do artigo:


Gustavo Sobreira Barroso.


domingo, 8 de outubro de 2017

YZ Ceti.

Introdução

YZ Ceti é uma estrela anã localizada a cerca de 12 anos-luz que possui três planetas que foram descobertos em 2016, mas foram anunciados em 2017.
Todos os planetas apresentam composição rochosa e alguns deles são habitáveis.

Paralaxe:

Baseado em pesquisas realizadas em 2017, pode-se dizer que YZ Ceti apresenta uma paralaxe de 0,27101 segundos de arco, o que é equivalente a 3,9 parsecs ou 12 anos-luz.
Estes planetas foram anunciados no dia 10 de agosto de 2017.

Detalhes físicos de YZ Ceti A- a estrela :

YZ Ceti é uma estrela anã vermelha que pertence a classe espectral M4.5, possui uma massa de 0,13 massa solares e uma temperatura efetiva de 3056 K. Possui um raio equivalente a 0,168 vezes o raio do Sol. YZ Ceti possui uma magnitude visual de 12,1, sendo assim, não visível a olho nu.
A estrela apresenta uma idade de 5 bilhões de anos, sendo assim, um pouco mais antiga que o Sol.
                                Resultado de imagem para YZ ceti
YZ Ceti, uma das estrelas mais próximas da Terra e muito próxima do sistema estelar de Tau Ceti, a estrela mais brilhante da imagem.
   Fonte:http://ourstellarneighborhood.blogspot.com.br/2007/07/yz-ceti.html

YZ Ceti  e YZ Ceti b (órbita e detalhes físicos do planeta):

YZ Ceti e YZ Ceti b se orbitam com um semieixo maior de 0,01557 UA em um período orbital de 1,96876 dias ao longo de uma orbita que apresenta uma excentricidade de 0,0, sendo assim, uma órbita circular.
YZ Ceti b é um planeta extrassolar  possui uma massa de 0,75 vezes a massa da Terra.

YZ Ceti eYZ Ceti c (órbita e detalhes físicos do planeta):

YZ Ceti e YZ Ceti c se orbitam com um semieixo maior de 0,0209 UA em um período orbital de 3,06008 dias ao longo de uma órbita que apresenta uma excentricidade menor que 0,04.
YZ Ceti c é um planeta extrassolar que possui uma massa de 0,98 vezes a massa da Terra, o que é uma massa semelhante a da Terra.

YZ Ceti e YZ Ceti d (órbita e detalhes físicos do planeta):

YZ Ceti  e YZ Ceti c se orbitam com um semieixo maior de 0,02764 UA em um período orbital de 4, dias ao longo de uma órbita que apresenta uma excentricidade de 0,119.
YZ Ceti d é um planeta extrassolar  possui uma massa de 1,14 vezes a massa da Terra.

Agradecimentos:

Agradeço a todos que prestigiaram meu blog e espero que gostem das atuais e futuras postagens do blog.

Colaboradores:

Pedro Henrique Cintra, Pedro André Menezes de Moraes Amora, Gabriel Galheigo Rabello Sommer.

Autor do artigo:


Gustavo Sobreira Barroso.




quarta-feira, 4 de outubro de 2017

TRAPPIST-1

Introdução

TRAPPIST-1 é uma estrela anã localizada a cerca de 39,5 anos-luz que possui sete planetas que foram descobertos em 2016, mas foram anunciados em fevereiro de 2017.
Todos os planetas apresentam composição rochosa e alguns deles são habitáveis.

Paralaxe:

Baseado em pesquisas realizadas em 2016 e 2017, pode-se dizer que TRAPPIST-1 apresenta uma paralaxe de 0,08258 segundos de arco, o que é equivalente a 12,11 parsecs ou 39,5 anos-luz.

Detalhes físicos de TRAPPIST-1A- a estrela :

TRAPPIST-1 é uma estrela anã vermelha que pertence a classe espectral M8, possui uma massa de 0,0802 massa solares e uma temperatura efetiva de 2550 K. Possui uma luminosidade equivalente a 0,000525 vezes a luminosidade do Sol. TRAPPIST-1 possui uma magnitude visual de 18,8, sendo assim, não visível a olho nu.
A estrela apresenta uma idade maior que 500 milhões de anos e por ela ser uma estrela anã muito pouco luminosa, ela poderá viver até 12 trilhões de anos.
                                                             

Imagem de TRAPPIST-1a, a estrela-mãe dos planetas em comparação com o Sol ( a maior estrela da imagem à esquerda).
fonte:http://www.trappist.one/#system 

Detalhes físicos de TRAPPIST-1b:

TRAPPIST-1b é um planeta extrassolar  possui uma massa de 0,85 vezes a massa da Terra, uma temperatura s em sua superfície de 400,1 K (126,95 °C ou 260,51 °F), um raio de 1,086 vezes o raio da Terra. Possui densidade igual a 3,4 g/cm^3 .

Órbita entre TRAPPIST-1 e TRAPPIST-1b:

TRAPPIST-1 e TRAPPIST-1b se orbitam com um semieixo maior de 0,01111 UA em um período orbital de 1,5108739 dias ao longo de uma orbita que apresenta uma excentricidade de 0,019. 
  Imagem de TRAPPIST-1b.
 fonte:http://www.trappist.one/#system

Detalhes físicos de TRAPPIST-1c:

TRAPPIST-1c é um planeta extrassolar  possui uma massa de 1,38 vezes a massa da Terra, uma temperatura superficial de 341,9 K (68,75 °C ou  155,75 °F), um raio de 1,056 raios terrestres.
Possui densidade igual a 7,63 g/cm^3.

Órbita entre TRAPPIST-1 e TRAPPIST-1c:

TRAPPIST-1 e TRAPPIST-1c se orbitam com um semieixo maior de 0,01522 UA em um período orbital de 2,421818 dias ao longo de uma orbita que apresenta uma excentricidade menor que 0,083. 

 Imagem de TRAPPIST-1c.          
Fonte:http://www.trappist.one/#system

Órbita entre TRAPPIST-1 e TRAPPIST-1d:

TRAPPIST-1 e TRAPPIST-1c se orbitam com um semieixo maior de 0,02145 UA em um período orbital de 4,04982 dias ao longo de uma orbita que apresenta uma excentricidade de 0,003.

Detalhes físicos de TRAPPIST-1d:

TRAPPIST-1d é um planeta extrassolar  possui uma massa de 0,41 vezes a massa da Terra, uma temperatura superficial de 288 K (ou 14,85 °C), um raio de 0,772 raios terrestres.
Possui densidade igual a 3,95 g/cm^3.

Imagem de TRAPPIST-1d.
fonte: http://www.trappist.one/#system

Órbita entre TRAPPIST-1 e TRAPPIST-1e:

TRAPPIST-1 e TRAPPIST-1e se orbitam com um semieixo maior de 0,02818 UA em um período orbital de 6,09957 dias ao longo de uma orbita que apresenta uma excentricidade de 0,007.

Detalhes físicos de TRAPPIST-1e:

TRAPPIST-1d é um planeta extrassolar  possui uma massa de 0,24 vezes a massa da Terra, uma temperatura superficial de 251,3 K (ou -21,85°C), um raio de 0,918 raios terrestres.
Possui densidade igual a 1,71 g/cm^3.

Imagem de TRAPPIST-1e.
fonte:  http://www.trappist.one/#system

Órbita entre TRAPPIST-1 e TRAPPIST-1f:

TRAPPIST-1 e TRAPPIST-1f se orbitam com um semieixo maior de 0,0371 UA em um período orbital de 9,20648 dias ao longo de uma orbita que apresenta uma excentricidade de 0,011. 

Detalhes físicos de TRAPPIST-1f:

TRAPPIST-1e é um planeta extrassolar  possui uma massa de 0,36 vezes a massa da Terra, uma temperatura superficial de 219 K (ou -21,85 °), um raio de 1,045 raios terrestres.
Possui densidade igual a 1,74 g/cm^3.
                                         
Imagem de TRAPPIST-1f.
fonte: http://www.trappist.one/#system
                                                               

Órbita entre TRAPPIST-1 e TRAPPIST-1g:

TRAPPIST-1 e TRAPPIST-1g se orbitam com um semieixo maior de 0,0451 UA em um período orbital de 12,35281 dias ao longo de uma orbita que apresenta uma excentricidade de 0,003. 

Detalhes físicos de TRAPPIST-1g:

TRAPPIST-1e é um planeta extrassolar  possui uma massa de 0,566 vezes a massa da Terra, uma temperatura superficial de 198,6 K (ou -74,55 °C), um raio de 1,127 raios terrestres.
Possui densidade igual a 2,18 g/cm^3.
Imagem de TRAPPIST-1g.
fonte: http://www.trappist.one/#system

Órbita entre TRAPPIST-1 e TRAPPIST-1h:

TRAPPIST-1 e TRAPPIST-1h se orbitam com um semieixo maior de 0,0596 UA em um período orbital de 18,76626 dias ao longo de uma orbita que apresenta uma excentricidade de 0,086. 

Detalhes físicos de TRAPPIST-1h:

TRAPPIST-1h é um planeta extrassolar  possui uma massa de 0,86 vezes a massa da Terra, uma temperatura superficial de 167 K (ou -106,15 ° C), um raio de 0,715 raios terrestres.
Possui densidade igual a 1,27 g/cm^3.
                                                             
Imagem de TRAPPIST-1h.
fonte: http://www.trappist.one/#system

Referências:

Agradecimentos:

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Pedro Henrique Cintra, Pedro André Menezes de Moraes Amora, Gabriel Galheigo Rabello Sommer.

Autor do artigo:


Gustavo Sobreira Barroso.




segunda-feira, 25 de setembro de 2017

Luyten 726-8.

Introdução:

Luyten 726-8 é um sistema estelar triplo que compreende três estrelas vermelhas a uma distância de 11,3 anos-luz. A estrela primária possui uma magnitude aparente de 12,7 enquanto, o companheiro secundário é uma estrela fraca de magnitude 13,2.  Luyten 726-8 B é conhecida também pela designação de estrela varíavel UV Ceti, sendo arquétipo para esta classe de estrelas Flare.
Esta estrela se encontra na constelação de Cetus (a baleia).

                                                         Resultado de imagem para luyten 726-8
Fonte:http://www.decifrandoastronomia.com.br/2017/04/luyten-726-8-ab-capitulo-13-da-serie.html

Paralaxe:

Baseado em pesquisas realizadas pelo astrônomo Pierre Kervella (em 2016) , pode-se dizer que Lyuten 726-8 apresenta uma paralaxe de 0,3737 segundos de arco, o que é equivalente a 2,675 parsecs ou 8,73 anos-luz.

Detalhes físicos de Luyten 726-8 A:

Luyten 726-8 A é uma estrela que pertence a classe espectral M5.5 V, possui uma massa de 0,1225 massas solares e um raio de 0,165 raios solares. A estrela apresenta uma aceleração gravitacional superficial de 5,092 cgs.

Detalhes físicos de Luyten 726-8 B:

Luyten 726-8 B é uma estrela que pertence a classe espectral M6 V, possui uma massa de 0,1195 massas solares e um raio de 0,159 raios solares.A estrela apresenta uma aceleração gravitacional superficial de 5,113 cgs.


Órbita entre Luyten 726-8 A e B:

Luyten A e B se orbitam com um semieixo maior de 5,51 UA em um período orbital de 26,284 anos ao longo de uma orbita que apresenta uma excentricidade de 0,6185. A separação entre as duas estrelas varia entre 2,1 e 8,92 UA. Esta órbita está inclinada em 307,82 graus em relação ao plano do céu.

Referências:

3-http://www.decifrandoastronomia.com.br/2017/04/luyten-726-8-ab-capitulo-13-da-serie.html

Agradecimentos:

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Gustavo Sobreira Barroso.



domingo, 17 de setembro de 2017

Ross 614

Introdução:

Ross 614 é um sistema estelar binário que compreende duas estrelas vermelhas a uma distância de 14,3 anos-luz. A estrela primária possui uma magnitude aparente de 11,08, enquanto, o companheiro secundário é uma estrela fraca de magnitude 14,23 perdida no brilho da estrela primária próxima.
Esta estrela se encontra na constelação de Monoceros (ou unicórnio).
                           Resultado de imagem para Ross 614 star

Paralaxe:

Baseado em pesquisas realizadas pelo astrônomo americano George Gatewood, pode-se dizer que Ross 614 apresenta uma paralaxe de 0,24407 segundos de arco, o que é equivalente a 4,097 parsecs ou 13,650 anos-luz.

Detalhes físicos de Ross 614 A:

Ross 614 A é uma estrela que pertence a classe espectral M4.5V, possui uma massa de 0,2228 massas solares.

Detalhes físicos de Ross 614 B:

Ross 614 B é uma estrela que pertence a classe espectral M8V, possui uma massa de 0,1107 massas solares.

Órbita entre Ross 614 A e B:

Ross 614 A e B se orbitam com um semieixo maior de 4,512 UA em um período orbital de 16,595 anos ao longo de uma orbita que apresenta uma excentricidade de 0,381. A separação entre as duas estrelas varia entre 2,793 UA e 6,23 UA. Esta órbita inclinada em 53,93 graus em relação ao plano do céu.

Referências:

Agradecimentos:

Agradeço a todos que prestigiaram meu blog e espero que gostem das atuais e futuras postagens do blog.

Colaboradores:

Pedro Henrique Cintra, Pedro André Menezes de Moraes Amora, Gabriel Galheigo Rabello Sommer.

Autor do artigo:


Gustavo Sobreira Barroso.



quinta-feira, 14 de setembro de 2017

Wolf 424.

Introdução:

Wolf 424 é um sistema estelar binário que compreende duas estrelas vermelhas a uma distância de 14,3 anos-luz. A estrela primária possui uma magnitude aparente de 13,22, enquanto, o companheiro secundário possui uma magnitude aparente de 13,21.
A estrela pertence a constelação de Virgem.
Em 1967,  descobriu-se que que as duas estrelas são estrelas flare que sofrem aumentos aleatórios de luminosidade. O sistema foi designado FL Virginis, e pode experimentar atividade de manchas solares. As estrelas podem sofrer variações no nível de atividade flare ao longo doas anos.

Paralaxe:

Baseado em pesquisas derivadas dos dados do telescópio Hubble, pode-se dizer que Wolf 424 apresenta uma paralaxe de 0,2279 segundos de arco, o que é equivalente a 4,39 parsecs ou 14,3 anos-luz.

                                         Imagem relacionada

Fonte:https://alchetron.com/Wolf-424-5042415-W

Wolf 424 A e um planeta hipotético lhe orbitando.

Detalhes físicos de Wolf 424 A:

Wolf 424 A é uma estrela que pertence a classe espectral dM6e, possui uma massa de 0,143 massas solares e um raio de 0,17 raios solares.

Detalhes físicos de Wolf 424 B:

Wolf 424 B é uma estrela que pertence a classe espectral dM6e, possui uma massa de 0,131 massas solares e um raio de 0,14 raios solares.

Órbita entre Wolf 424 A e B:

Wolf 424 A e B se orbitam com um semieixo maior de 4,062 UA em um período orbital de 15,643 anos ao longo de uma orbita que apresenta uma excentricidade de 0,295. A separação entre as duas estrelas varia entre 2,864 UA e 5,260 UA. Esta órbita em 103 graus em relação ao plano do céu.

Nota:

Semieixo maior da órbita entre Wolf 424 A e B (em segundos de arco)= 0,9257"

Referência:

3-https://academic.oup.com/mnras/article-lookup/doi/10.1111/j.1365-2966.2006.10210.x
4-https://alchetron.com/Wolf-424-5042415-W

Agradecimentos:

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Colaboradores:

Pedro Henrique Cintra, Pedro André Menezes de Moraes Amora, Gabriel Galheigo Rabello Sommer.

Autor do artigo:

Gustavo Sobreira Barroso.

segunda-feira, 4 de setembro de 2017

Alfa Centauri, o sistema estelar mais próximo da Terra.

Introdução:

Alfa Centauri, ou Rigel Kentaurus, é o sistema estelar mais próximo da Terra. Consiste de um sistema
estelar composto por três estrelas.
A olho nu, apresenta uma magnitude de -0,27, sendo assim a terceira estrela mais brilhante de todo o céu noturno, sendo superada apenas por Canopus e Sirius.
Estas estrelas são bastante próximas das estrelas do Cruzeiro do Sul e por isso são conhecidas como as Guardas (ou Guardiãs) da Cruz.

Paralaxe:

Segundo medidas recentes realizadas pelo astrônomo Pierre Kervella (em 2016), Alfa Centauri apresenta paralaxe de 0,74717 segundos de arco, o que é equivalente 1,338 parsecs ou 4,366 anos-luz.
As mesmas pesquisas realizadas pelo astrônomo Pierre Kervella também apresentaram a paralaxe de Próxima Centauri, sendo esta equivalente 0,76877 segundos de arco, o que é igual a uma distância de 1,301 parsecs ou 4,24 anos-luz.

Coordenadas de Alfa Centauri:

Declinação: -60 ° 50 '02.3737 "
Ascensão direta: 14 h  39 m  36.49400 s


Detalhes físicos de Alfa Centauri A:

Alfa Centauri A é uma estrela amarela, semelhante ao Sol, que pertence a classe espectral G2 V. Apresenta um raio equivalente a 1,2234 raios solares. Apresenta uma temperatura efetiva de 5975 K. Por fim, esta estrela apresenta uma luminosidade igual 1,521 vezes a do Sol e uma massa de 1,1055 massas solares.

Detalhes físicos de Alfa Centauri B:

Alfa Centauri B, uma estrela laranja que pertence a classe espectral  K1 V. Apresenta um raio equivalente a 0,8632 raios solares. Apresenta uma temperatura efetiva de 5231 K. Por fim, esta estrela apresenta uma luminosidade igual 0,503 vezes a do Sol e uma massa de 0,9373 massas solares.

Órbita entre Alfa Centauri A e B:

Alfa Centauri A e B se orbitam com um semieixo maior de 17,592 segundos de arco e em um período orbital de 79,929 anos ao longo de uma órbita que apresenta uma excentricidade de 0,5208 . À distância média entre as duas estrelas é igual a 23,545 UA. A separação entre as duas estrelas varia entre 11,28 UA em seu periastro e 35,81 UA em seu apoastro. Esta órbita está inclinada em 79,320 graus em relação ao plano do céu.

Detalhes físicos de Próxima Centauri: 

Próxima Centauri é uma estrela laranja que pertence a classe espectral M5.5 V. Apresenta um raio equivalente a 0,1542 vezes o raio do Sol. Apresenta uma temperatura efetiva de 5231 K. Por fim, esta estrela apresenta uma luminosidade igual 0,00155 vezes a do Sol e uma massa de 0,1221 massas solares. Devido a seu raio pequeno e sua baixa luminosidade, Próxima Centauri não é visível a olho nu.

Órbita entre Alfa Centauri A Próxima Centauri:

Alfa Centauri A e B se orbitam com um semieixo maior de 8700 UA em um período orbital de 547000 anos ao longo de uma órbita que apresenta uma excentricidade moderada de 0,5. A separação entre as duas estrelas varia entre 4300 UA em seu periastro e 13000 UA em seu apoastro. Esta órbita está inclinada em 107,6 graus em relação ao plano do céu.
Atualmente, está muito próxima ao periastro, localizando-se a uma distância 12947 UA do par central.

Órbita entre Próxima Centauri A Próxima Centauri b:

Em agosto de 2016, foi anunciada a descoberta de um planeta e torno de Próxima Centauri, denominado Próxima b, em zona considerada habitável, portanto, propícia ao surgimento da vida. Esse planeta tem uma massa de 1,27 massas terrestres e orbita a estrela em uma distância média de 0,0485 UA, levando 11,86 dias para completar uma órbita.


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 Foto de Alfa Centauri, a estrela mais brilhante à esquerda e Beta Centauri, a estrela mais brilhante a direita.

Referências:

1-https://arxiv.org/pdf/1611.03495.pdf

2-https://arxiv.org/pdf/1610.06185.pdf

3-https://arxiv.org/pdf/1610.06079.pdf

4-https://pt.wikipedia.org/wiki/Alpha_Centauri

5http://www.asterdomus.com.br/Artigo_crux_australis.htm

Agradecimentos:

Agradeço a todos que prestigiaram meu blog e espero que gostem das atuais e futuras postagens do blog.

Colaboradores:

Pedro Henrique Cintra, Pedro André Menezes de Moraes Amora, Gabriel Galheigo Rabello Sommer.

Autor do artigo:

Gustavo Sobreira Barroso.